Descripción

Los cometas son astros que se acercan a la zona interior del sistema solar, desplegando entonces una gran atmósfera gaseosa. Un cometa es un cuerpo sólido, pequeño, cuyo diámetro oscila entre algo menos de un kilómetro y algunas decenas de kilómetros. Es un conglomerado de polvo y rocas muy poroso, mezclado con elementos volátiles como: hielo de agua (80%) dióxido de carbono (6%) monóxido de carbono (4%) y en menor cantidad, amoniaco, metano, cianógeno y otros. En 1950 Fred Whipple denominó a este modelo “bola de nieve sucia”, aceptado por la comunidad científica y que expresa bastante bien la idea de la composición del núcleo cometario.

La masa de los cometa es pequeña, se estima que no supera las 10¹¹ toneladas, 1/10.000.000 de la masa terrestre. Esto se ha podido contrastar en las aproximaciones de cometas a planetas o sus satélites no se ha observado ninguna variación en las órbitas de estos.

Estos cuerpos helados se mantienen inactivos en las lejanías del sistema solar, cuando se aproximan al Sol, a una distancia de unas 5 UA, y nunca a más de 10 UA, la radiación recibida de este calienta la parte exterior del núcleo, los compuestos helados se volatilizan en un fenómeno conocido como sublimación, el hielo se convierte en gas sin pasar por la fase líquida. Este gas forma una gran atmósfera alrededor del núcleo conocida como coma, esta puede alcanzar centenares de miles de kilómetros de diámetro, con el gas también se desprenden partículas sólidas que estaban cohesionadas por el hielo.

Magnífica imagen del núcleo del cometa Hartley 2 tomada por la NASA en la misión EPOXI a unos 700 kilómetros del mismo. El núcleo tiene unos 2 km de longitud y 0,4 km de diámetro, se observa perfectamente los chorros de gas que salen de la superficie del mismo. Los núcleos cometarios tienen formas irregulares y redondeadas que bien se pueden comparar con la de una patata.

El empuje del viento solar sobre la coma hace que esta se alargue, dando lugar a la cola, que siempre se extiende en dirección contraria a la dirección del sol. Generalmente se generan dos colas, una de polvo, formada por partículas sólidas grandes, de algunas micras de tamaño o moléculas de gas, que se mueven con relativa lentitud, su figura suele describir una gran curva, ya que las partículas al alejarse se van quedando retasadas respecto al movimiento del cometa. La cola de polvo tiene el mismo espectro que la luz solar debido a que refleja la luz del Sol, junto con el espectro de los gases que la forman, se supone que la radiación ultravioleta procedente del sol ioniza los gases que emiten luz por fluorescencia.

Imagen del núcleo del cometa Halley tomada desde la sonda Giotto lanzada por la ESA en julio de 1985 y que tomó esta espectacular imagen el 13 de marzo de 1986 a unos 500 km de distancia. Las eyecciones de gas salen a gran velocidad especialmente desde la cara iluminada del núcleo.

Generalmente se crea otra cola mucho más rectilínea compuesta por, núcleos atómicos ionizados, con carga eléctrica y mucho más ligeros, que son arrastrados por los iones atómicos procedentes del Sol contenidos en el viento solar. Estos se acoplan por las leyes de atracción y repulsión de cargas eléctricas y que les confieren mucha más velocidad. La gran velocidad con la que se alejan hace que la trayectoria de la cola sea rectilínea. A esta cola rectilínea se la designa cola iónica, su luz procede de la luminiscencia de los propios iones excitados por el viento solar y por tanto su espectro depende de los elementos que lo componen.

Todo el cometa queda inmerso en una extraordinaria y tenue corona de hidrógeno que puede alcanzar varios millones de kilómetros de diámetro y únicamente es visible desde sondas espaciales. La corona de los cometas es el cuerpo más grande del sistema solar.

Conforme se aproxima al Sol la coma y la cola adquieren su máximo esplendor, alcanzando miles de kilómetros de longitud. En cada paso por las proximidades del Sol una parte del cometa se volatiliza y se dispersa en el espacio, los cometas pierden mucha masa, varias toneladas de gas por segundo. Se calcula que en los últimos dos mil años el cometa Halley ha perdido un kilómetro cúbico de hielo. Es evidente que los cometas son astros finitos que al cabo de decenas o centenares de aproximaciones al Sol los gases que lo componen se habrán volatilizado, quedando la parte sólida y cesando la actividad cometaria própia.

En algunos casos, en la aproximación al Sol el cometa se ha partido en dos, este fue el caso del cometa Biela, en su paso de 1846 se partió en dos y en su regreso en 1952 apareció como un cometa doble.

En algunos casos, cuando la órbita del cometa le lleva a una distancia muy próxima al Sol, el efecto de marea de este junto con la escasa fuerza de cohesión del cometa, produce la fragmentación que acaba con la destrucción del cometa. Cuando la distancia mínima al sol es del orden del diámetro solar se dice que es un cometa rasante. La fragmentación de los cometas suele producir un aumento espectacular de su brillo, debido a que se multiplica la superficie de este y la sublimación.

Cometa Hale Bopp cruzó el perihelio el 3 de abril de 1997. Durante el verano de 1996 y en 1997 fue visible a simple vista, se descubrió cuando se encontraba entre las órbitas de Júpiter y Saturno a más de 7 UA, entonces ya manifestó ser un gran cometa. Se calcula que su núcleo está en torno a los 20 kilómetros de diámetro. En la imagen tomada por el autor sobre película química se aprecian las dos colas, a la derecha la cola de polvo, blanca, reflejando la luz del Sol, a la izquierda la cola iónica, azul, refleja su propia luz.

Óbitas y procedencia

La mayoría de los cuerpos que componen el sistema solar se mueven en un plano orbital muy concreto, próximo al plano de la eclíptica y las órbitas tienen poca excentricidad, sin embargo, las órbitas de los cometas suelen describir planos muy diferentes al de la eclíptica, con grandes inclinaciones y sentidos directos y retrógrados. Entre los cometas de periodo corto, inferior a 30 años, predominan las pequeñas inclinaciones respecto a la eclíptica y el sentido de movimiento directo.

En los de periodo medio y largo las inclinaciones son de lo más variadas e incluso parece que hay mayoría de sentido retrógrado. También suelen ser muy alargadas, el punto más próximo al Sol, el perihelio suele estar a mucho menos que una Unidad Astronómica, por el contrario el afelio se encuentra a varias UA, para comprender esta característica hay que conocer su procedencia. La hipótesis más aceptada es que los cometas proceden de la Nube de Oort, esta está compuesta por cuerpos helados, se supone que a más de un billón de kilómetros (10¹² km), en la frontera del sistema solar, a unas 100.000 UA, una tercera parte de la distancia a la estrella más próxima. La Nube de Oort es una hipótesis teórica propuesta por Jan H. Oort en 1950 para explicar la procedencia de los cometas con órbitas muy elípticas y de procedencias aleatorias, no es posible comprobar su existencia por la observación, ya que dichos cuerpos son indetectables a dichas distancias. El paso de alguna estrella cerca de la nube puede desestabilizar algunos de los cuerpos que caerán hacia la zona central del sistema. El tiempo necesario para que un cuerpo de la nube de Oort llegue a las proximidades del Sol se estima en varias decenas de miles de años. La órbita del cuerpo no perturbada, es decir si sólo existiese el Sol y el cometa le llevaría de nuevo a la nube de Oort después de su aproximación, pero la existencia de los planetas modifica esta simplificación. En algunos casos el paso por cerca de Júpiter, y en menor medida Saturno, modifica la dirección de la órbita, acortando su afelio y modificando sustancialmente su periodo orbital. Se cree que este mecanismo da origen a los cometas de periodo medio y corto. También es posible que muchos cometas procedan de una zona situada a unas 10.000 UA, más allá del cinturón de Kuiper.

Cometa Lovejoy C/2013 R1 tuvo un comportamiento un tanto anómalo, desarrollando una coma extraordinariamente grande en el transcurso de unos pocos días que no se correspondía con la cola. Sin duda el efecto de perspectiva ocultó su magnitud. Foto del autor tomada en enero de 2015.

Nomenclatura

La denominación de los cometas ha ido variando a lo largo de los años. Los primeros cometas, antes de la invención del telescopio, sólo eran visibles a simple vista y han llegado hasta nuestros días como: el gran cometa de 1531 o de 1607. Con citar el año en que fue observado era suficiente para diferenciarlos. Edmund Halley se sintió fascinado por los cometas y sus apariciones aparentemente caprichosas, mediante los recursos matemáticos descubiertos por Newton calculó las órbitas de 24 cometas, aproximándolas a parábolas, cuyo cálculo resulta más fácil que las elípticas, aunque suponía que se trataba de elipses muy alargadas. Pero, si eran elipses entorno al Sol era de suponer que los cometas retornasen al cabo de un tiempo. Siguiendo este razonamiento calculó la órbita del cometa de 1680 y lo identificó con los aparecidos en 1106, 531 y -44. Muy posteriormente Franz Encke (1791 - 1865) demostró que el periodo del cometa de 1680 era de 8000 años y por tanto la asociación de Halley no era correcta. En la que no se equivocó fue al asociar el cometa de 1682 del que disponía de observaciones más precisas, con los de 1607 y 1531, prediciendo su retorno para la navidad de 1758. La madrugada del 24 de diciembre de 1758, confirmando la predicción de Halley, un labrador alemán, Johann Georg Palitzsch con un pequeño telescopio descubrió el retorno del cometa como Halley había pronosticado. Halley había muerto 16 años antes y no pudo disfrutar de la satisfacción de su descubrimiento. En su honor el cometa de 1758 recibió el nombre de Halley. Desde entonces los cometas reciben el nombre de su descubridor, seguido de un número que indica el número de orden de los descubiertos por el mismo observador.

Con la introducción de equipos automáticos de búsqueda en observatorios profesionales, y el uso de medios electrónicos en la adquisición de imágenes, cámaras CCD, tanto por profesionales como amateurs, el número de cometas descubiertos se ha incrementado notablemente por lo que se necesitaba una nueva forma de denominación. Téngase en cuenta que los cometas descubiertos por sistemas automáticos, que son una gran mayoría todos llevarían el nombre del sistema, por ejemplo Panstarrs, Linear, Loneos...

Desde 1995 los cometas se designan por una letra seguida del año del descubrimiento después otra letra que indica la quincena en la que se descubrió (comenzando por la A para la primera quincena de enero) y un número que indica el ordinal que le corresponde dentro de la quincena. Por ejemplo el cometa C/2014 D3 fue el tercer cometa descubierto en la segunda quincena de febrero del año 2014. La primera letra indica la condición del cometa, en principio se pone una C y cuando se confirma que es un cometa periódico se cambia por una P, en muchos casos se cambia su denominación por un número que indica el orden dentro de los cometas periodicos seguido de la letra P, por ejemplo 29P/Schwassmann-Wachmann o 30P/Reinmuth. Si el cometa desapareció su denominación se precede de la letra D, por ejemplo el D/1993 F2 Shoemaker-Levi 9 que se estrelló en 1994 contra Júpiter. Cuando no se tienen suficientes observaciones para fijar su órbita se emplea la X. Después de la denominación numérica se suele añadir el nombre del descubridor o del sistema automático. El cometa D/1993 F2 fue el noveno descubierto por los astrónomos Eugene M. y Carolyn J. Shoemaker (esposos) y David H. Levi. En la actualidad la mayoría de los cometas llevan los nombres de estaciones automáticas que realizan barridos sistemáticos de la bóveda celeste, los cometas se descubren cuando apenas han comenzando a desarrollar sus envolturas gaseosas, con magnitudes mayores que la 16m. El descubrimiento por amateurs, aun con excelentes equipos resulta extraordinario, aun así estos realizan una excelente labor de seguimiento. Para los lectores interesados en los cometas les recomiendo que visiten la página http://www.astrosurf.com/cometas-obs/ en la que encontrarán abundante información de la labor realizada por astrónomos amateurs.